LES 
EXOPLANETES

 

 

Texte de la conférence dispensée le 07 février 2009

à CLASSUN (Landes)

par Yves DE ANGELI

 

 

 

 

Depuis les débuts de l'astronomie, l'homme a toujours cherché à comprendre la création de notre système planétaire, la place de la Terre dans cet univers, le fonctionnement de notre système planétaire, ...

 

Et naturellement, un grand nombre de questions surgissent.

Sommes-nous une exception dans le grand livre du cosmos ou existe-t-il, ailleurs une ou des vies?

Les théories de fonctionnement et de création de notre système solaire sont-elles universelles?

 

Si la compréhension actuelle de notre système peut être validée par des observations planétaires hors système solaire, nous aurons alors la preuve de la véracité de nos théories.

Pour cela, il ne reste plus qu'à rechercher des systèmes planétaires autour des étoiles de notre ciel...

 

Et la tâche s'avère ardue.

 

 

 

SOMMAIRE

 

 

Qu'est_ce_qu'une_planète?

 

Définitions de l’UAI en 2006

Qu'est ce qu'une "exoplanète"?

Quelques « premières »

Différents types de « planètes »

POURQUOI RECHERCHONS-NOUS DES EXOPLANETES ?

1 - Confirmation du scénario probable de création du système solaire

2 - Planétologie comparée

3 - Recherche de la vie

 

Les méthodes de détection

 

1 . La méthode par vision directe

2 . La méthode par vitesse radiale

3 . La méthode par transit

4 . La méthode par effet de lentille gravitationnelle

CE QUE NOUS AVONS APPRIS...

LES OUTILS DE RECHERCHE

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Qu'est ce qu'une planète?

 

 

Une planète est un corps qui ne dispose de source interne d'énergie durable. Une telle source ne peut être que d'origine nucléaire, comme dans le cas des étoiles. Afin que les réactions nucléaires puissent s'amorcer, il faut que l'astre soit d'une masse supérieure à 13 fois la masse de Jupiter.

 

 

  Définitions de l’UAI* en 2006 

* UAI: Union Astronomique Internationale

 

Est appelée « planète », un corps céleste qui :

 

- est en orbite autour du soleil,

- possède une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique (sous forme presque sphérique),

- a éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche.

 

 

Au revoir PLUTON ...

 

Une « planète naine » est un corps céleste qui :

- est en orbite autour du Soleil,
- a une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique, sous une forme presque sphérique,
- n'a pas éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche,
- n'est pas un satellite.

 

 

 

 

Qu'est ce qu'une "exoplanète"?

 

 

 

Une exoplanète (ou planète extrasolaire) n'est pas une planète !!! ???

Le Working Group on Extrasolar Planets (WGEP) de l'UAI n'a pas encore définitivement choisi une définition.

Sa "définition de travail" d'une exoplanète (2003) est la suivante :

- il s'agit d'un objet ayant une masse en dessous de la limite de la fusion du deutérium (actuellement calculée à 13 masses de Jupiter pour des objets ayant la Métallicité du Soleil),
- qui orbite une étoile ou des restes d'une étoile,
- dont la masse et/ou la taille est supérieure à celle considérée comme limite pour une planète du système solaire.

 

 

 

À ce jour, on a découvert 344 exoplanètes (au 9 avril 2009).

Les étoiles autour desquelles orbitent ces planètes ou « étoiles hôtes » sont uniformément distribuées sur le ciel.

 

Quelques « premières » :
 

* La première exoplanète détectée fût découverte en 1995 autour de l'étoile 51 Pégase
* OGLE-2005-BLG-390Lb (janvier 2006) est la première exoplanète tellurique détectée.
* Gliese 581c (4 Avril 2007) est la première exoplanète tellurique découverte se trouvant dans la zone d’habitabilité
* HD 189733 b (11 Juillet 2007) est la première exoplanète dont nous sommes certains qu’il y ait de la vapeur d’eau dans son atmosphère

* CoRoT-7b (3 février 2009) découverte par le satellite CoRot est la plus petite des exoplanètes jamais observées à ce jour qui fait près de deux fois le diamètre de la Terre.
 

 

Différents types de « planètes »

 

    

PLANèTES TELLURIQUES

PLANèTES GAZEUSES

 

Les dimensions, la densité et les autres propriétés des planètes internes sont comparables à celles de la Terre; c'est pourquoi on les regroupe sous l'appellation de « planètes telluriques ». Il s'agit, en partant du Soleil, de Mercure, de Vénus, de la Terre et de Mars.

Les planètes telluriques internes ont comme point commun d'être rocheuses, et leurs principaux éléments ont un point de fusion très élevé. Il semblerait que l'ensemble du Système solaire, Soleil y compris, ait été formé à partir de la contraction gravitationnelle d'un gigantesque nuage de gaz et de poussières (la nébuleuse primitive) constitué essentiellement d'hydrogène et d'hélium, avec un faible pourcentage d'éléments plus lourds.

Les planètes internes ont perdu la plus grande partie de leurs éléments légers, si elles en ont eu, par suite de leur proximité avec la chaleur et des vents issus du Soleil. En revanche, les planètes plus éloignées, et donc plus froides, ont pu conserver leurs gaz légers.

Il s'ensuit que les planètes externes sont beaucoup plus massives (c'est pourquoi elles sont également appelées planètes géantes) que les planètes telluriques et qu'elles possèdent d'épaisses atmosphères de gaz légers, notamment d'hydrogène et d'hélium, ainsi que des substances glacées, légères, comme l'eau, l'ammoniaque ou le méthane.

 

 

 

POURQUOI RECHERCHONS-NOUS DES EXOPLANETES ?

 

1 - Confirmation du scénario probable de création du système solaire

 

Les théories sur la formation du Système solaire à caractère un tant soit peu scientifique commencent en 1644, avec René Descartes, qui mit en avant l'idée d'évolution: il envisagea la naissance du Soleil et des planètes, ainsi que leurs mouvements respectifs, à partir de tourbillons de matière.

Mais cette théorie tomba dans l'oubli après que Newton eut découvert la loi de la gravitation universelle.

Un siècle plus tard, en 1745, Buffon suggérait que le Système solaire avait pu être créé par la rencontre d'une comète avec le Soleil.

Avec cette hypothèse, on peut considérer Buffon comme le père des théories catastrophes.

Kant en 1755 et Laplace en 1796, bien que leurs théories diffèrent largement dans les détails, ont proposé indépendamment l'hypothèse que le Soleil est né à partir d'une nébuleuse primitive: la partie centrale de la nébuleuse s'est effondrée pour former le Soleil, tandis que les parties extérieures, plus froides, donnaient naissance aux planètes et aux satellites.

Par la suite, plusieurs centaines de théories sur l'origine du Système solaire ont été présentées. La grande majorité d'entre elles peuvent être classées soit dans le cadre des théories catastrophes, soit dans celui de la nébuleuse primitive. Il fallait justifier le fait que les planètes tournent toutes dans le même sens autour du Soleil et à peu près dans un même plan, qui correspond au plan de rotation du Soleil autour de son axe; que la plupart tournent sur elles-mêmes dans le même sens que le Soleil sur lui-même; que le Soleil tourne lentement sur lui-même, et que les planètes obéissent à la loi de Titius‑Bode, qui dit que leur distance par rapport au Soleil augmente de manière régulière. Les rayons des orbites des gros satellites de Jupiter, Saturne et Uranus obéissent d'ailleurs à des lois similaires.

 

 


Les théories catastrophes

Les théories catastrophes, rejetées à partir de 1935, ont eu cependant la faveur des astronomes pendant plus d'un siècle. On ne parlait plus de la rencontre du Soleil et d'une comète, dont on savait qu'elle avait une masse faible et donc également une action gravitationnelle faible, mais du passage d'une autre étoile près du Soleil. Les effets de marée entre les deux astres auraient conduit à l'arrachement d'un filament de matière à partir duquel les planètes se seraient condensées.

Un tel phénomène n'est pas possible; en effet, un filament de matière arraché au Soleil serait beaucoup trop chaud pour pouvoir se condenser en planètes. Le temps qu'il mettrait à se refroidir serait supérieur au temps qu'il lui faudrait pour s'échapper du Système solaire. Plus récemment, la mesure de l'abondance du deutérium (élément fragile détruit dans les étoiles) dans le Système solaire a montré que les planètes sont nées à partir d'un milieu froid et non à partir d'une matière stellaire.


Une nébuleuse primitive

 

 

 

Les théories du type nébuleuse primitive dominent les idées sur la formation du Système solaire depuis les années 40. L'activité d'exploration directe du Système solaire de ces vingt‑cinq dernières années a renouvelé les études sur l'origine de ce système. La datation des plus vieilles roches lunaires leur donne un âge de 4,2 milliards d'années, et celle des plus vieilles météorites de 4,5 milliards d'années, ce qui est en bon accord avec les 3,8 milliards d'années des plus vieilles roches terrestres. De plus, les théories relatives à l'évolution des étoiles attribuent au Soleil un âge de 4,5 milliards d'années. Il semble donc que le Système solaire a connu un événement primordial il y a quelque 4,5 milliards d'années.

La distribution et l'abondance des éléments chimiques dans les météorites ont fourni beaucoup de renseignements sur les conditions physiques du Système solaire au moment de sa formation. L'étude des particularités des autres planètes a créé une nouvelle science, la planétologie, dans laquelle les différences observées entre les planètes permettent non seulement une meilleure compréhension de celles-ci, mais posent aussi des questions précises sur les mécanismes qui ont abouti à leur formation.

Les études relatives aux étoiles de notre galaxie montrent que l'âge de cette dernière est beaucoup plus grand que celui du Système solaire. C'est pourquoi les processus aujourd'hui observés dans la formation des étoiles de notre galaxie sont probablement similaires à ceux qui ont conduit à la formation du Système solaire. Les étoiles semblent se former en groupes, par effondrement gravitationnel de nuages de gaz et de poussières dans le milieu interstellaire. Les théories actuelles considèrent que le gaz et les poussières de la nébuleuse primitive sont le résultat de la condensation de tels matériaux.

 

images/orionsys_hst.gif
β Pictoris Nébuleuse d'Orion

Elles ont été confortées par la découverte, en 1984, d'un disque de matière entourant l'étoile β Pictoris, qui nous montre un éventuel Système solaire au tout début de sa formation. En 1993, le télescope spatial Hubble a pu photographier plusieurs disques de matière entourant des étoiles jeunes, dans la constellation d'Orion.


 

De nombreuses hypothèses ont été énoncées sur la manière dont les planètes ont pu se former à partir de la nébuleuse primitive.

Il semblerait que des instabilités gravitationnelles aient pu jouer un rôle important dans ces processus. De telles instabilités gravitationnelles peuvent être de deux types.

 

D'une part, des instabilités qui, se produisant dans le gaz de la nébuleuse solaire primitive, conduiraient à la formation de protoplanètes gazeuses géantes, dont l'évolution aboutit, dans le Système solaire extérieur, aux planètes géantes observées aujourd'hui.

 

Dans le Système solaire intérieur, les protoplanètes gazeuses géantes pourraient avoir formé des noyaux rocheux dans leur région centrale. On pense que ces noyaux auraient survécu après l'arrachement des enveloppes gazeuses dues aux forces gravitationnelles et thermiques du Soleil naissant, et constitueraient nos planètes telluriques.

 


Les instabilités gravitationnelles agissant sur une fine couche de poussières (fixées dans le plan moyen de la nébuleuse) auraient pu conduire à former des corps de quelques dizaines à quelques centaines de kilomètres de rayon. Les collisions entre ces divers corps auraient alors joué un rôle majeur dans l'accumulation du matériau de formation des planètes.

 

2 - Planétologie comparée

Nous avons déduit de l'exploration du système solaire un ensemble de théories qu'il faut maintenant transposer aux autres systèmes planétaires.

Pour qu'une théorie soit universelle, il est nécessaire qu'elle soit applicable partout.

 

 

Malheureusement, les premiers systèmes planétaires découverts ne semblent pas suivre nos théories actuelles de formation planétaire.

Nous avons détecté des planètes gazeuses géantes très proche de leur étoile, mais aussi des planètes telluriques très éloignées.

Un phénomène appelé "migration planétaire" pourrait en être à l'origine.

Les planètes auraient pu naître très loin de leur "étoile-hôte" et se déplacer vers le centre du système à cause des différentes attractions gravitationnelles en jeu. Le système planétaire recherchant toujours une certaine stabilité, le mouvement de ces planètes géantes bouleverse son organisation complète provoquant des transformations des données orbitales des autres corps. Des collisions peuvent avoir lieu et provoquer la destruction des planétésimaux. La Lune a peut-être été créée pendant cette phase.

 

 

 

 

3 - Recherche de la vie

 

C'est LA QUESTION que se pose ou s'est déjà posé tout être humain.

Sommes-nous seuls dans l'univers?

Outre le fait que nous désirons valider notre compréhension de la création de notre système solaire, nous essayons de mieux comprendre comment la vie a émergée sur Terre. D'ou peut-elle venir?

 

Le principal problème est de définir quelle forme de vie nous cherchons. La seule vie dont nous connaissons à peu près les mécanismes est la nôtre. Par "la nôtre", il faut entendre "la vie terrestre" avec toutes ses formes même les plus extrêmes.

Une forme de vie basée sur le Carbone et sur la présence d'eau liquide.

Il est très difficile d'imaginer une autre forme de vie sans franchir la barrière de la science-fiction ou  entrer dans des délires plus ou moins réalistes.

Mais, qui sait, ces autres formes de vie existent peut-être vraiment, mais nous sommes aveugles à leur découverte.

 

Dans un premier temps, nous allons chercher sur les exoplanètes des biosignaux correspondants aux formes de vie terrestres.

Tout d'abord, en observant le système solaire, nous remarquons bien que les autres planètes paraissent stériles. Leur point commun est l'absence d'eau liquide sur leur surface. De plus, les conditions de températures et de pression sur ces planètes n'auraient pas permis la conservation de l'eau à l'état liquide très longtemps. La vie a besoin de temps pour se développer.

Naturellement, en étudiant notre système solaire, nous avons été amené à définir une Zone d'Habitabilité (ZH) qui possède toutes les conditions pour favoriser l'émergence de la vie.

La terre est, bien entendu, situé dans cette zone. Mars se trouve à la frontière extérieure.

La Zone d'Habitabilité autour d'une étoile a été définie par Hart comme la région dans laquelle de l'eau peut exister sous forme liquide à la surface d'une planète. Dans le graphique ci-dessus, nous pouvons remarquer que la taille ainsi que la distance de la ZH par rapport à l'étoile dépend essentiellement de la masse de l'étoile et donc, par voie de conséquence, du flux d'énergie libéré dans l'espace par les réactions nucléaires  en jeu au coeur de l'astre.

De plus, cette ZH n'est pas stable dans le temps. Les caractéristiques physiques de l'étoile vont évoluer au cours de sa vie (voir page "lumières et étoiles") et rendre habitable une planète située au bord de la ZH (Mars par exemple ...).

Un autre élément à prendre en considération est la taille de la planète. Elle doit être assez massive pour retenir l'eau par gravité mais pas trop sinon l'eau sera confinée dans les couches profondes de la planète.

Le meilleur endroit identifié pour découvrir une forme de vie est une planète dont la température de surface relativement stable avoisine les 300 K d'une masse comprise entre 1 à quelques masses terrestres située entre 0.2UA (pour les étoiles de type "O") et 1.6UA (pour les étoiles de type "F").

 

En résumé :

 

 

Les bonnes « candidates »

 
 

- Étoiles de classe « F »,  « G » jusqu’à « mi K » ( t° entre 7000 et 4000K )

Espérance de vie quelques milliards d’années ( la vie a le temps de se développer)

Émission suffisante d’UV à formation Ozone

Distance aux planètes suffisante pour éviter rotation synchrone

 

- Faibles variations de luminosité

 

- Métallicité élevée ( métal = plus lourd que l’Hélium )

 

- Masse : entre Terre et Mars (suffisamment de gravité pour retenir l’atmosphère)

 

- Orbite et rotation : les plus faibles possibles

Excentricité de l’orbite de la Terre = 0.02 ( différence de t° )

Durée de jour faible ( différence de t° jour/nuit )

Inclinaison moyenne ( Saisons modérées )

Précession faible et lente ( changements climatiques faibles )

 

- Bombardement cométaire ??

 

Méthodes de recherche de biosignaux

Pour la recherche de vie dans notre système planétaire, il est relativement aisé d'envoyer des sondes ou des rovers automatiques pour analyser in situ ou effectuer un prélèvement d'échantillons en vue d'une analyse sur Terre.

Les distances gigantesques qui nous séparent de la première étoile interdisent, pour l'instant, ce type d'exploration.

 

Nous devons alors avoir recours à d'autres techniques:

-  analyse de "signaux" radio ou optiques: programme "SETI" (Search for ExtraTerrestrial Intelligence),

-  analyse spectrale des exoplanètes. 

 

 

 

ANALYSE SPECTRALE

 

2 méthodes sont utilisées; l'analyse de la surface et l'analyse de l'atmosphère.

 

- recherche de présence d'organisme à la surface par la propriété que possède une végétation dense de réfléchir 2 fois plus la lumière de l'étoile-hôte  dans l'infrarouge (vers 725nm) que dans le vert.

 

- au lieu de rechercher la signature d'organismes, nous pouvons chercher les sous-produits non biologiques d'une activité organique.

Dans le cas d'une photosynthèse, un ensemble de gaz sont rejetés par les organismes vivants dans l'atmosphère, de l'oxygène par exemple.

L'oxygène a d'ailleurs comme sous-produit l'ozone que nous pouvons détecter.

 

 

 

PHOTOSYNTHESE

 

   CO2 + lumière solaire = biomasse + Oxygène 

 

Pas de mécanisme abiotique connu

Si production discontinue, alors disparition Oxygène par oxydation des roches

Détection plus facile de l’Ozone O3 crée lors de la photodissociation

 

O2 + rayonnement solaire = O + O
O2 + O = O3

 

 

 

 

Mission spatiale DARWIN

( 2015 )

 

Rechercher dans l'atmosphère d'exoplanètes identifiées, la présence d'ozone (O3).

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Les méthodes de détection

 

Ou comment voir la lueur d’une bougie à coté d’un phare automobile à 1 km !!!!
 

 

 

 

4 méthodes principales :

 

- vision directe,

- mesure vitesse radiale,

- transit,

- phénomène des lentilles gravitationnelles.


 

 

 

 

Utilisation des lois principales de la cosmologie
 

Les

3

lois

de

KEPLER

1

Les planètes occupent des ellipses dont le Soleil occupe un foyer

2

Le rayon vecteur planète-Soleil balaie des aires proportionnelles au temps mis pour les balayer

3

Le carré de la durée de révolution est proportionnel au cube de grand axe de l’orbite

 

Lois

de

NEWTON

Deux corps de masse M et m, à une distance r l’un de l’autre, exercent une force d’attraction réciproque donnée par la formule suivante :


F=GMm/r2


G étant une constante appelée Constante Gravitationnelle

 

 

Théorie

de la

relativité

d'EINSTEIN

E=mc2

c étant la vitesse de la lumière

 

 

 

 

 

 

1 . La méthode par vision directe

 

 

Détecter de manière directe une planète n'est pas une chose facile parce qu'elle n'émet pas de lumière propre, elle ne fait que réfléchir celle de l'étoile-hôte. De plus, la distance qui nous sépare de cette planète est infiniment plus grande que celle qui la sépare de son étoile, ce qui nécessite des instruments optiques avec un pouvoir séparateur très élevé.

Les progrès techniques nous permettent maintenant de pouvoir voir directement une exoplanète  par l'utilisation de l'optique adaptative ,de la coronographie stellaire et des traitements d'images de plus en plus performants.

 

 

 

 

Limitée aux grosses planètes loin de

leurs étoiles hôtes

Utilisation possible d’un coronographe
ou extinction interférométrique

b Pictoris

 

 

 

Exoplanètes détectées par imagerie directe

9 systèmes planétaires
11 planètes
1 système planétaire multiple

mise à jour : 24 Novembre 2008

 
   
   

 

 

 


 

2 . La méthode par vitesse radiale

 

 

Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile-hôte (pour plus d'informations voir la page "atelier spectroscopie").

En application de la loi de la gravitation, la position de l'étoile sera influencée par la présence et le mouvement d'une planète orbitant autour d'elle.

Les mouvement de cette étoile induiront une modification périodique de la distance qui nous en sépare, pour peu que nous soyons situés dans l'axe du plan orbital de la planète.

 

 

Si nous sommes situé perpendiculairement au plan orbital, la distance Terre-étoile ne change pas.

Nous ne pourrons pas nous douter de la présence d'une planète grâce à cette méthode

Par contre, en étant situé dans l'alignement du plan orbital, la distance Terre-étoile varie périodiquement et nous indique la présence d'un objet en rotation autour de l'étoile

Influence gravitationnelle d'une planète

sur la position de l'étoile

   

 

 

 

 
 

 

Par la visualisation du déplacement des raies d'absorption générées par l'atmosphère de l'étoile, nous pouvons visualiser la présence d'objet en orbite.

Crédit : Emmanuel Pécontal

 

 

 

Mais cette méthode à des limites :

 

- pour bien visualiser la modification du spectre, il vaut mieux que la planète soit de masse importante et orbitant près de son étoile,

- ne connaissant pas précisément notre position par rapport au plan orbital de la planète (angle), il est difficile d'estimer la masse de la planète à partir des variations qu'elle engendre,

- cette détection est efficace pour un système planétaire ne comportant qu'une planète massive. dans le cas de système multiple, les planètes génèrent des forces gravitationnelles complexes qu'il est difficile de "décoder".

 

Autre méthode radiale : l'astrométrie

 

 

 

 

Le Soleil se déplace lentement sous l'effet des perturbations gravitationnelles des planètes

(Jupiter et Saturne principalement).

Le mouvement est représenté ici depuis une distance de 10 parsec.
 

Crédit : NASA

 

 

 

Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile comme dans le cas précédant, mais nous essayerons de visualiser le mouvement de l'étoile par rapport au fond du ciel. 

 

Cette méthode connue depuis longtemps ne pouvait être utilisée à cause des variations infimes à mesurer.

La mise en place du module double champ sur le VLTI (Very Large Telescope Interferometer) devrait permettre de réaliser ces mesures.

 

 

 

Exoplanètes détectées par vitesses radiales ou par astrométrie

266 systèmes planétaires
310 planètes
31 système planétaire multiple

mise à jour : 29 Janvier 2009

 
   
   

 

 

3 . La méthode par transit

Cette méthode d'observation indirecte d'une planète est basée sur l'observation de la baisse de luminosité périodique d'une étoile due au passage d'un objet entre nous et l'étoile-hôte.

 

Cette méthode, plus simple et ne nécessitant pas de gros instruments particuliers, ne permet pas de détecter un nombre important de planète.

Dans le cas de la détection par vitesse radiale, nous devions être à peut près dans le plan orbital. Pour la méthode des transits, nous devons être exactement dans ce plan.

Dans le système solaire, nous pouvons visualiser le transit des planètes Vénus et Mercure. Mais, ces phénomènes ne sont visualisables que quelques fois par siècle malgré que les planètes du système solaire soient toutes dans le même plan. (Inclinaison de l'orbite par rapport à l'écliptique : Vénus :3,24°, Mercure: 7° )

De plus, les variations périodiques de luminosité de l'étoile peuvent être dues à sa vie propre.

 

 

  anim-transit-deeg  
 

Crédit : Hans Deeg (Instituto de Astrofisica de Canarias)

   

 

 

Exoplanètes détectées par transit

55 systèmes planétaires
55 planètes
0 système planétaire multiple

mise à jour : 09 Janvier 2009

 
   
   

 

 

4 . La méthode par effet de lentille gravitationnelle

Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante, lorsqu'un objet massif s'aligne avec cette source.

Ce phénomène est appelé « lentille gravitationnelle ».

La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale (Albert Einstein - 1915).

Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.

 

 

 

Crédit : Observatoire de Paris / UFE
 

Une étoile très lointaine passe exactement derrière une autre étoile autour de laquelle orbite une planète.

L'étoile proche focalise la lumière de l'étoile lointaine ce qui crée une augmentation de la luminosité.

La planète focalise aussi la lumière de l'étoile lointaine, ce qui crée les deux pics de luminosité visibles avant le maximum.
 


 

 

 

 


 

CE QUE NOUS AVONS APPRIS...

 

 

 

La proportion d'étoiles ayant au moins une planète
Au moins 5% des étoiles observées révèlent la présence d'un compagnon planétaire

 

Distances planète-étoile
Toutes les planètes (géantes, les seules que l'on sache détecter) découvertes à ce jour sont beaucoup plus près (jusqu'à 100 fois) de leur étoile que ne l'est Jupiter du Soleil.
La théorie prévoit qu'une planète géante doit se former à au moins 5 UA de son étoile.
Cette disparité s'explique maintenant par le phénomène de "migration"
Ces planètes étant très proches de leur étoile, celle-ci les porte à une température élevée (jusqu'à 1200 K). C'est pourquoi on les appelle des "Jupiters chauds".

Excentricité des orbites
La majorité des orbites planétaires sont assez ou très excentriques: elles forment des ellipses plus ou moins allongées au lieu d'être quasi circulaires comme dans le système solaire.
Une des explications les plus vraisemblables pourrait être que si deux planètes migrent, elles le font à des vitesses différentes. Elles doivent alors forcément se rencontrer et au cours de cette rencontre l'une d'elles expulse l'autre du système planétaire (celle qui reste a forcément une orbite elliptique).

Métallicité de l'étoile parente
Une dernière observation intéressante est que les étoiles pour lesquelles on a trouvé une ou des planètes sont plus riches en éléments lourds (carbone, oxygène, fer ...) que la moyenne des étoiles. On hésite encore sur l'explication à donner à cette corrélation.
Soit l'étoile et son cortège planétaire sont issus d'un nuage moléculaire riche en éléments lourds, soit l'étoile a été enrichie en éléments lourds par la chute de planètes.
 

 

 

 

 

 

 

LES OUTILS DE RECHERCHE

 

 

 

En service actuellement

 

 

 

Le télescope spatial HUBBLE (HST)

Le satellite COROT (COnvection, ROtation et Transits planétaires)

 

 

Projets à venir

 

 

GAIA  (ASTROMETRIE)  lancement prévu : 2012

Mesure des variations de position des étoiles par rapport

à toutes les autres.

 

DARWIN  (IMAGERIE DIRECTE)

Recherche de bio signatures spectrales

 

 
 

Caméra  "Planet Finder"

Installée sur l'un des télescopes de 8 mètres de diamètre du VLT

(Very Large Telescope) installé au Chili.

Projet similaire sur le KECK , diamètre 10m (image ci-dessus)

 

Le télescope spatial James Web (JWST)  lancement prévu 2014 ?

Télescope de 7 m de diamètre optimisé pour l'infrarouge.

Il est équipé de plusieurs instruments (spectrographes, caméras).

Pour ce qui concerne les exoplanètes, il comporte une caméra MIRI (Mid-InfraRed Imager) équipée d'une série de coronographes adaptés à la détection de planètes dans différentes longueurs d'onde de 7 à 20 microns

     

 

 

 

Yves DE ANGELI

Septembre 2009